thumb|400px|right|El pasado y futuro de los ciclos de Milanković ayuda a comprender la predicción de los parámetros orbitales pasados y futuros con gran precisión. La figura muestra variaciones en los elementos orbitales, como la oblicuidad (inclinación orbital), la excentricidad, la longitud del periastro y el índice de precesión equinoccial, el cual, junto a la oblicuidad, controla el ciclo estacional de la insolación. Asimismo, aparece la cantidad de insolación calculada diariamente en la zona superior de la atmósfera durante el solsticio de verano a un nivel de latitud de 65º N. Aparecen dos niveles diferentes para el nivel del mar y la temperatura oceánica, ambos obtenidos de los sedimentos marinos y del hielo de la Antártida, extraídos de los depósitos bentónicos y del núcleo del hielo en la base antártica rusa de Vostok. La línea gris vertical muestra las condiciones actuales hacia el 2000 d. C.
Las variaciones orbitales o ciclos de Milanković describen los efectos conjuntos que los cambios en los movimientos de la Tierra provocan en el clima a lo largo de miles de años. El término fue acuñado tras los estudios realizados por el astrónomo y geofísico serbio Milutin Milanković. En la década de 1920, teorizó que las variaciones resultantes provocaban cambios cíclicos en la radiación solar que llega a la superficie terrestre y que ello influía considerablemente en los patrones de los cambios climáticos sobre la Tierra.
Algunas teorías astronómicas similares habían sido anticipadas durante el por Joseph Adhemar, James Croll y otros, pero su verificación era compleja debido a la ausencia de datos fósiles relevantes y porque tampoco estaba claro qué períodos fueron importantes en el pasado para comprobarlo.
En la actualidad, los materiales geológicos sobre la superficie de la Tierra que no han cambiado durante miles de años están siendo estudiados por los especialistas para averiguar los cambios en la climatología terrestre. Pese a que muchos de ellos son consistentes con la hipótesis de las teorías de Milanković, hay un conjunto de los mismos que las hipótesis predecibles no son capaces de explicar.
Movimientos de la Tierra La rotación de la Tierra alrededor de su propio eje y su traslación alrededor del Sol son perturbados a lo largo del tiempo por otros cuerpos astronómicos presentes en el sistema solar. Dichas variaciones son de una gran complejidad, pero unos pocos ciclos concretos dominan sobre otros.
La órbita terrestre varía desde un modelo casi circular a otro casi elíptico, de forma que su excentricidad cambia. Cuando la órbita es más elongada, hay más distancia entre la Tierra y el Sol y el conjunto global de la radiación solar cambia en diferentes momentos del año. Además, la inclinación de la Tierra (su oblicuidad) varía ligeramente. Una gran inclinación provoca estaciones más extremas a nivel climático. Finalmente, la dirección a la que apunta el eje de rotación terrestre también cambia con el tiempo (la denominada Precesión de los equinoccios) mientras la órbita elíptica alrededor del Sol gira a lo largo de tiempo. El efecto combinado de ambas da lugar a que la mayor o menor proximidad al Sol varíe durante las diferentes estaciones a lo largo del tiempo.
Milanković estudió los cambios en dichos movimientos de la Tierra, los cuales provocan alteraciones en la cantidad de radiación solar que llega a su superficie. Este fenómeno es conocido como forzamiento radiativo. Milanković hizo un énfasis especial en los cambios experimentados sobre los 65º de latitud norte debido a la gran cantidad de superficie terrestre emergida a esa latitud. Grandes masas de tierra continental cambian la temperatura más rápidamente que en los océanos, debido a que en las grandes masas de agua el intercambio entre la superficie y las grandes profundidades líquidas retrasan el calentamiento o enfriamiento de la superficie, al margen de que la superficie terrestre tiene menos capacidad de calentamiento volumétrico que los océanos.
Forma orbital (excentricidad)
La órbita de traslación de la Tierra se aproxima prácticamente a una elipse. La excentricidad orbital mide la diferencia de dicha elipse respecto a un círculo perfecto. El tipo de órbita de la Tierra varía entre una forma casi circular (con su menor excentricidad de 0,000055) y otra medio elíptica (excentricidad más alta de 0,0679) Su excentricidad media principal es de 0,0019. El principal cambio de dichas variaciones ocurre en un período de aproximadamente 413 000 años (con una variación de la excentricidad de ±0,012). Otros cambios se producen con una secuencia de ciclos de 95 000 y 125 000 años (con un ritmo cíclico de 400 000). Dichos movimientos se combinan entre sí con variaciones de −0,03 a +0,02. La excentricidad actual es de 0,017 y está decreciendo.
La excentricidad varía fundamentalmente debido al empuje gravitacional de Júpiter y Saturno. Sin embargo, el semieje mayor de la órbita de la elipse permanece inalterado, aunque de acuerdo con la teoría astronómica de la perturbación que registra la evolución de la misma, dicho eje es una invariante adiabática. El período orbital (la longitud del año sideral) tampoco ha cambiado, debido a que, según la tercera ley del movimiento planetario de Kepler, esta se halla determinada por el semieje orbital mayor.
Efectos sobre la temperatura La longitud del semieje mayor es una constante. Por lo tanto, cuando la órbita de la Tierra llega a ser más excéntrica, el semieje menor se acorta. Esto provoca el aumento de la magnitud de los cambios estacionales.
El relativo aumento de la radiación solar en su aproximación más cercana al Sol (perihelio) comparado con la irradiación a la mayor distancia de la Tierra respecto al Sol (afelio) es ligeramente mayor en cuatro veces la excentricidad total. Para la excentricidad actual de la Tierra, la radiación solar entrante varía en torno al 6,8 %, mientras que la distancia entre el Sol y la Tierra es tan solo del 3,4 % (5,1 millones de km). Actualmente, el perihelio coincide aproximadamente con el 3 de enero, mientras que el afelio sucede en torno al 4 de julio. Cuando la órbita está en su punto más excéntrico, la cantidad de radiación solar en el perihelio puede llegar a ser un 23 % mayor que en el afelio. Por lo tanto, la excentricidad terrestre es siempre tan pequeña que la variación en la cantidad de radiación solar es un factor menor en la variación de los cambios estacionales comparada con la inclinación axial del eje e incluso con el calentamiento que se produce sobre las grandes masas continentales del hemisferio norte.
Efecto en la duración de las estaciones + Duración de las estacionesData from United States Naval Observatory AñoHemisferio norteHemisferio surFecha yhora (GMT)Duración de laestación2005Solsticio de inviernoSolsticio de verano 21 de diciembre de 2005 18:35 88,99 días2006Equinoccio de primaveraEquinoccio de otoño 20 de marzo de 2006 18:26 92,75 días2006Solsticio de veranoSolsticio de invierno 21 de junio de 2006 12:26 93,65 días2006Equinoccio de otoñoEquinoccio de primavera 23 de septiembre de 2006 4:03 89,85 días2006Solsticio de inviernoSolsticio de verano 22 de diciembre de 2006 0:22 88,99 días2007Equinoccio de primaveraEquinoccio de otoño 21 de marzo de 2007 0:07 92,75 días2007Solsticio de veranoSolsticio de invierno 21 de junio de 2007 18:06 93,66 días2007Equinoccio de otoñoEquinoccio de primavera 23 de septiembre de 2007 9:51 89,85 días2007Solsticio de inviernoSolsticio de verano 22 de diciembre de 2007 06:08 Las estaciones son cuadrantes de la órbita terrestre separados por los dos solsticios y los dos equinoccios. La segunda ley del movimiento planetario de Kepler determina que un cuerpo en órbita traza áreas de igual tamaño en tiempos idénticos; aunque su velocidad orbital es mayor durante el perihelio que durante el afelio, cuando ésta disminuye por efecto de una menor gravedad. La Tierra pasa menos cantidad de tiempo cerca del perihelio y más tiempo cerca del afelio. Esto se traduce en que la longitud de las estaciones varía.
El perihelio tiene lugar aproximadamente el 3 de enero, de tal manera que la mayor velocidad de la Tierra acorta el invierno y el otoño en el hemisferio norte. El verano del hemisferio norte es 4,66 días mayor que el invierno y la primavera 2,9 días más larga que el otoño.
La mayor excentricidad aumenta la variación de la velocidad orbital de la Tierra. Por lo tanto, la órbita terrestre está convirtiéndose en menos excéntrica (más cercana a la forma circular). Esto provoca a la larga que las estaciones sean más similares en duración.
Inclinación axial (oblicuidad)
thumb|left|De 22,1 a 24,5° Rango de oblicuidad terrestre El ángulo de la inclinación del eje axial de la Tierra respecto al plano orbital (la oblicuidad de la eclíptica) varía de 22,1° a 24,5° en un ciclo aproximado de 41 000 años. La inclinación actual es de 23,44°, aproximadamente un término medio entre los dos valores extremos. La inclinación alcanzó su máximo el año 8700 a. C. Actualmente, se encuentra en fase decreciente de su ciclo y alcanzará su mínimo el año 11 800 de nuestra era actual.
La inclinación más alta incrementa la amplitud del ciclo estacional en su cantidad de insolación, proveyendo más cuantía de radiación solar en cada hemisferio durante el verano y menos durante el invierno. Por lo tanto, estos efectos no son uniformes en la superficie terrestre. Mayores inclinaciones del eje aumentan la radiación solar total a altas latitudes y disminuyen las mismas cuanto más próximas se encuentran al Ecuador.
La tendencia actual a la disminución por sí misma de la inclinación da lugar a estaciones menos extremas con inviernos más cálidos y veranos más fríos así como una tendencia al enfriamiento general. Debido a que la mayor parte de la nieve y el hielo del planeta se encuentran en latitudes altas sobre superficie terrestre emergida, la inclinación decreciente podría provocar el inicio de una edad de hielo por dos razones: hay menos insolación total en verano y también menos insolación en latitudes más altas, que derretiría menos la nieve y el hielo del invierno anterior.
Precesión axial
thumb|left |Movimiento de la precesión equinoccial La precesión axial o precesión equinoccial es la tendencia al cambio de la dirección del eje de rotación de la Tierra con respecto a las estrellas fijas en un giro con un período de 25 771,5 años. Este movimiento significa que durante un tiempo la Polar ya no será la estrella polar del hemisferio norte. Este movimiento está causado por las fuerzas de marea ejercidas por el Sol y la Luna sobre la Tierra y ambas contribuyen aproximadamente por igual a la generación de este efecto.
Actualmente, el perihelio tiene lugar durante el verano del hemisferio sur. Esto significa que la radiación solar debida a (A) la inclinación axial apuntando el hemisferio sur hacia el Sol y (B) la proximidad de la Tierra al Sol, alcanzan ambos su máximo durante el verano y llegan a un mínimo durante el invierno. Sus efectos sobre el calentamiento son aditivos, lo que significa que la variación estacional en la irradiación del hemisferio sur es más extrema. En el hemisferio norte, estos dos factores alcanzan su máximo en épocas opuestas del año: el norte está inclinado hacia el Sol cuando la Tierra está más alejada de este. Las dos fuerzas trabajan en direcciones opuestas, lo que resulta en una variación menos extrema.
En unos 13000 años, el polo norte se inclinará hacia el Sol cuando la Tierra esté en el perihelio. La inclinación axial y la excentricidad orbital contribuirán a su aumento máximo de radiación solar durante el verano del hemisferio norte. La precesión axial promoverá una variación más extrema en la irradiación del hemisferio norte y una variación menos extrema en el sur.
Cuando el eje de la Tierra está alineado de manera tal que el afelio y el perihelio ocurran cerca de los equinoccios, la inclinación axial no estará alineada con o contra la excentricidad.